Le costellazioni di settembre

Alla metà del mese il cielo della sera è completamente buio attorno alle 21.00 e la mattina comincia ad albeggiare solo dopo le ore 6.00. Il cielo di settembre, a causa delle giornate sempre più brevi, è sostanzialmente simile a quello di agosto, con la differenza che gli astri che eravamo abituati a vedere ben alti in cielo intorno alla mezzanotte, sono invece spostati verso occidente dove si accingono a tramontare. Nelle prime ore della sera sarà possibile scorgere sull’orizzonte lo Scorpione, seguito dal Sagittario e, più in alto, dall’Ofiuco e da Ercole. Più a Nord – Ovest tramonta invece la costellazione del Bootes, caratterizzata dalla supergigante rossa Arturo, circa 500 volte più grande del nostro Sole: al suo fianco sinistro notiamo la piccola costellazione della Corona Boreale. Qualche ora più tardi sarà il turno del Triangolo Estivo (descritto dettagliatamente nel cielo di luglio) ad avviarsi verso l’orizzonte occidentale. Con l’aiuto delle mappe del cielo si potranno facilmente identificare anche le costellazioni minori, disposte tra l’Aquila e il Cigno; in particolare, sono riconoscibili la Volpetta, la Freccia e il Delfino. Tornando alla fascia zodiacale, le costellazioni visibili verso Sud in questo periodo sono meno spettacolari e di più difficile identificazione rispetto a quelle osservate nei mesi precedenti. CapricornoAcquario e Pesci sono piuttosto estese, ma prive di stelle brillanti. Più facile da trovare la minuscola costellazione dell’Ariete, che vedremo sorgere a Est. Per riconoscere queste costellazioni possiamo sfruttare gli allineamenti delle stelle più brillanti delle costellazioni che troviamo nelle vicinanze: Acquario e Pesci ad esempio si trovano proprio sotto il grande quadrilatero di Pegaso, il cavallo alato, che dopo il tramonto domina il cielo di Sud-Est. Partendo da Pegaso, verso Nord-Est, troviamo la costellazione di Andromeda, dove anche con un semplice binocolo (ma in cieli molto oscuri la si intravede già ad occhio nudo) è possibile osservare l’omonima galassia. Andromeda è seguita da Perseo, con una forma che ricorda una “Y” rovesciata. Più in alto rispetto ad Andromeda e Perseo, spostandoci a Nord verso la stella polare(non riesci a trovarla?), troviamo Cassiopea, con la sua caratteristica forma a “W”, e la meno appariscente costellazione di Cefeo, dalla forma di una casetta stilizzata. Tra Perseo e Cassiopea c’è un altro noto oggetto del profondo cielo che merita di essere osservato: si tratta del cosiddetto Doppio Ammasso del Perseo. I due ammassi contengono complessivamente circa 400 stelle e distano da noi oltre 7.000 anni luce, separati da circa un migliaio di anni luce l’uno dall’altro. Il “Doppio Ammasso” è un oggetto molto esteso: la visione migliore la si può avere con un binocolo, che permette di ammirare entrambe le concentrazioni di stelle, che di norma non entrano nel ristretto campo inquadrato da un telescopio. Completiamo la descrizione della volta celeste con l’Orsa Maggiore, che troviamo a Nord – Ovest, accompagnata dal Dragone, una vasta costellazione che si snoda come un serpente tra le due Orse.
Tratto da Il cielo nel mese di settembre 2013 di Astronomia.com a cura di Stefano Simoni

Quel bruco stellare fa uno spuntino

Il protagonista dell’ultima immagine ripresa dal telescopio orbitante di NASA/ESA Hubble somiglia proprio a un bruco intento al suo spuntino. In realtà è una grande nube interstellare di gas e polvere che si trova a 4500 anni luce dalla Terra nella costellazione del Cigno e che potrebbe un giorno diventare una stella. Ma venti forti provenienti da 65 tra le stelle più brillanti e potenti  conosciute stanno letteralmente travolgendo questo bruco cosmico, conosciuto come IRAS 20324+4057, con potenti radiazioni ultraviolette che scolpiscono il gas e la polvere di cui il bruco si “nutre” per diventare una stella vera e propria. Quelle 65 stelle, del tipo “O”, sono distanti circa 15 anni luce dalla nube interstellare e si trovano nella parte destra dell’immagine. Insieme ad altre 500 stelle di tipo “B”, meno potenti di quelle di tipo “O”, formano il sistema stellare chiamato Cygnus OB2, che in totale potrebbe avere una massa superiore di 30mila volte quella del Sole. IRAS 20324+4057 è una protostella molto giovane: è, infatti, ancora nella fase di raccolta del materiale da un guscio di gas nei paraggi, che però è già stato eroso dalle radiazioni emesse da Cygnus OB2. Se l’erosione dovesse distruggere del tutto il guscio di gas, la stella potrebbe essere molto piccola una volta terminato il processo di accrescimento. Solo il tempo dirà se il risultato sarà una stella pesante o leggera: potrebbe avere una massa fino a dieci volte quella del Sole, o anche molto più piccola. Vedi foto sul sito INAF
di Eleonora Ferroni (INAF)

Chandra studia Sagittarius A*

Perché stare a dieta quando potresti tranquillamente mangiare tutto quello che ti capita a tiro? Eppure è proprio quello che sembra fare il buco nero supermassiccio che si trova al centro della nostra galassia, chiamato dagli astronomi Sagittarius A*, o più brevemente Sgr A*. In teoria il buco nero (per ovvi motivi il più facile da studiare tra i buchi neri supermassicci che si trovano al centro della maggior parte delle galassie) dovrebbe divorare, con la sua attrazione gravitazionale, qualunque oggetto si trovi nelle sue vicinanze. Eppure l’emissione radio dalla zona circostante il buco nero (causata proprio dal suo accrescimento, cioè dalla caduta di materiale al suo interno) è sorprendentemente debole, e la stessa cosa avviene anche per altri buchi neri individuati al centro di altre galassie. “E’ sempre stato un mistero perché la maggior parte di questi buchi neri abbiano un’emissione così debole” spiega Daniel Wang, un astrofisico dell’Università del Massachusetts. Sull’ultimo numero di Science, Wang e il suo gruppo danno un importante contributo alla soluzione del mistero. L’emissione di raggi X proveniente da Sgr A* si può descrivere, come mostrano Wang e colleghi, come la sovrapposizione di una sorgente puntiforme (il buco nero stesso) e di una nuvola molto più ampia, al cui interno si possono identificare più di cento stelle, e presupporne un altro migliaio troppo deboli per essere rilevate. Molte di queste stelle sputano fuori gas caldo sotto forma di venti stellari, che in teoria dovrebbero essere risucchiati dal buco nero. Sempre in teoria, questo dovrebbe portare a un accrescimento del buco nero pari a circa un centomillesimo della massa solare ogni anno. E questo fenomeno dovrebbe rendere la regione immediatamente attorno al buco nero molto, molto più brillante di quanto effettivamente sia. Che succede in realtà? Per rispondere, i ricercatori hanno utilizzato il satellite per lo studio dei raggi X della NASA Chandra, in grado di compiere osservazioni in raggi X con una risoluzione angolare maggiore di qualunque altro strumento attualmente disponibile. Grazie ad esso hanno studiato la zona circostante il buco nero Sgr A*, riuscendo a distinguere le diverse sorgenti che emettono raggi X (il buco nero di per sé è, per l’appunto, nero, e da esso non esce alcuna radiazione) e la temperatura e densità dei gas nella parte centrale della galassie. In questo modo hanno capito che nelle immediate vicinanze del buco nero vi sono, oltre a stelle di piccola massa, anche molte stelle di grande massa. Queste stelle sono associate a venti molto potenti e veloci, che causano vortici e perturbazioni con l’effetto di riscaldare molto il gas nelle vicinanze del buco nero. Il tutto è compatibile con alcuni modelli teorici di accrescimento, secondo cui il gas a queste alte temperature diventa più difficile da “ingoiare” per il buco nero, con il risultato che circa il 99 per cento di esso viene risputato nello spazio. Solo una piccola parte finisce effettivamente all’interno del buco nero. Una dieta di gas più freddi, spiega Wang, permetterebbe al buco nero di accrescere a un ritmo molto più elevato, ma l’ambiente non lo consente.
di Nicola Nosengo (INAF)

Acqua sulla Luna? Basta scavare

È sempre più interessante e complesso, il quadro della presenza di acqua sulla Luna. Già da qualche anno sappiamo che il nostro satellite non è un sasso arido come si è creduto a lungo, ma che sulla sua superficie, in diversi punti, c’è un sottile strato di acqua creato dall’azione del vento solare. Ora, uno studio guidato daRachel Klima della Johns Hopkins University dimostra per la prima volta che sotto la superficie lunare si trova acqua magmatica, formatasi nelle profondità del satellite. Lo studio, pubblicato su Nature Geophysics, è basato su dati raccolti dallo spettrografo Moon Mineralogy Mapper (meglio noto come M3), uno strumento di costruzione NASA montato sulla sonda indiana Chandrayaan-1. I ricercatori si sono concentrati sulla zona del cratere di impatto Bullialdus, situato a circa 25 gradi di latitudine di distanza dall’equatore e quindi in una zona dove il vento solare non dovrebbe produrre quantità significative di acqua superficiale. “Le rocce sul picco centrale del cratere appartengono a un tipo chiamato norite, che di solito cristallizza quando il magma sale verso l’alto ma resta intrappolato nel sottosuolo anziché eruttare come lava sulla superficie” spiega Klima. “Il cratere Bullialdus non è il solo posto dove si trova questo tipo di roccia, ma il fatto che queste rocce siano esposte, assieme a una presenza generalmente bassa di acqua in quella regione, ci ha permesso di quantificare l’acqua presente all’interno di quelle rocce”. Esaminando i dati sul cratere raccolti da M3, i ricercatori hanno scoperto che quelle rocce hanno una concentrazione particolarmente alta di ossidrile, molecola formata da un atomo di ossigeno e uno di idrogeno. Tutto fa pensare che quell’ossidrile sia legato a minerali magmatici portati in superficie dall’impatto che ha provocato il cratere. In passato erano state trovate tracce d’acqua su alcuni campioni di rocce lunari prelevati dalle missioni Apollo, ma la loro origine non era chiara. La scoperta di acqua lunare “nativa”, proveniente dall’interno del satellite, è di fondamentale importanza per lo studio della formazione ed evoluzione della Luna.
di Nicola Nosengo (INAF)

Il gemello più vecchio del Sole

Un’equipe internazionale guidata da astronomi brasiliani ha usato il VLT (Very Large Telescope) dell’ESO per identificare e studiare il più vecchio gemello del Sole finora noto. A 250 anni luce dalla Terra, la stella HIP 102152 è più simile al Sole di qualsiasi altro gemello solare – tranne che ha circa quattro miliardi di anni in più. Questo gemello più vecchio, ma quasi identico, ci dà una possibilità senza precedenti di vedere come sarà il Sole da vecchio. Le nuove osservazioni forniscono anche per la prima volta un chiaro legame tra l’età della stella e il suo contenuto di Litio, suggerendo inoltre che HIP 102152 possa ospitare pianeti rocciosi di tipo terrestre.
Gli astronomi osservano il Sole con un telescopio da soli 400 anni – una frazione piccolissima dell’età del Sole, che ora è di più di quattro miliardi di anni. È difficile studiare la storia e l’evoluzione futura della nostra stella, ma possiamo farlo cercando quelle rare stelle quasi esattamente uguali alla nostra ma che si trovano in fasi diverse della vita. Gli astronomi hanno identificato ora una stella che è essenzialmente un gemello identico al Sole, ma ha circa 4 miliardi di anni in più – quasi come vedere una versione reale del paradosso dei gemelli.
Jorge Melendez (Universidade de São Paulo, Brasile), a capo dell’equipe e co-autore del nuovo articolo, spiega: “Per decenni gli astronomi hanno cercato stelle gemelle del Sole per capire meglio la nostra sorgente di energia e di vita. Ma ne sono stati trovati pochissimi: il primo è stato scoperto solo nel 1997. Ora abbiamo ottenuto spettri di qualità eccezionale dal VLT e possiamo esaminare i gemelli solari con estrema precisione, per rispondere alla domanda se il Sole sia veramente una stella speciale”.
L’equipe ha studiato due gemelli solari  – uno che si pensava fosse più giovane del Sole (18 Scorpii) e uno più vecchio (HIP 102152). Hanno usato lo spettrografo UVES sul VLT (Very Large Telescope) all’Osservatorio del Paranal dell’ESO per dividere la luce nei suoi colori componenti in modo da studiare in dettaglio la composizione chimica e altre proprietà di queste stelle.
Hanno scoperto che HIP 102152, nella costellazione del Capricorno, è il più vecchio gemello solare finora trovato. Si stima che abbia 8,2 miliardi di anni, rispetto ai 4,6 del nostro Sole. D’altra parte si è confermato che 18 Scorpii è più giovane del Sole – con un’età di circa 2,9 miliardi di anni.
Studiare il vecchio gemello solare HIP 102152 permette agli scienziati di prevedere cosa potrebbe accadere al Sole quanto raggiungerà quell’età, e in questo senso la scoperta fatta è già significativa. “Uno dei punti che volevamo chiarire è se il Sole ha o meno una composizione chimica tipica”, dice Melendez. “E, più importante, perché ha un contenuto di Litio stranamente così basso?”.
Il Litio, il terzo elemento della tavola periodica, è stato creato nel Big Bang insieme con l’Idrogeno e l’Elio. Gli astronomi riflettono da anni sul perché alcune stelle sembrano avere meno Litio di altre. Con la nuova osservazione di HIP 102152 si è potuto compiere un grande passo avanti nella soluzione di questo enigma, individuando una forte correlazione tra l’eta di una stella di tipo solare e il suo contenuto di Litio.
Il Sole contiene appena l’1% del Litio presente nel materiale da cui si è formato. Esami dei gemelli solari più giovani suggeriscono che questi fratellini contengano quantità molto maggiori di Litio, ma finora non si poteva dimostrare una chiara correlazione tra età e contenuto di Litio.
TalaWanda Monroe (Universidade de São Paulo), primo autore dell’articolo, conclude: “Abbiamo trovato che HIP 102152 ha un contenuto di Litio veramente basso. Ciò dimostra chiaramente per la prima volta che i gemelli solari più vecchi hanno decisamente meno Litio del Sole e dei gemelli più giovani. Possiamo ora essere sicuri che le stelle in qualche modo distruggano il Litio nel tempo e che il contenuto di Litio del Sole sia normale per la sua età”.
Il risvolto finale della storia è che HIP 102152 ha una composizione chimica leggermente diversa dalla maggior parte degli altri gemelli solari, ma è molto simile al Sole. Entrambi mostrano una carenza di elementi che sono invece abbondanti sui meteoriti e sulla Terra. Questo è un forte indizio che HIP 103252 possa ospitare pianeti rocciosi di tipo terrestre.
Redazione Media Inaf (Fonte ESO)

Asteroidi da tener d’occhio

Il nome non è dei più amichevoli. Si chiamano PHA, Potentially Hazardous Asteroids, e appartengono a quella classe di NEO, Asteroidi vicini alla Terra, considerati potenzialmente pericolosi per il nostro pianeta.
A causa del pericolo che questi oggetti rappresentano, i PHA vengono identificati, seguiti, studiati e catalogati dalla scienza. Dando vita ad immagini simili al diagramma pubblicato dalla NASA ad inizio agosto che rappresenta le orbite degli oltre 1000 PHA scoperti finora. Un’immagine frutto della collaborazione quotidiana di squadre di scienziati di tutto il mondo che, da Terra o usando strumenti spaziali, lavorano a questo scopo. Per rendere la definizione dei PHA più chiara, potremmo identificarli con oggetti che si trovano a passare a una distanza inferiore ai 7,5 milioni di chilometri da noi (meno di 20 volte la distanza Terra Luna) e con una dimensione superiore ai 140metri di diametro. Cioè abbastanza grandi per non bruciare completamente in un eventuale attraversamento dell’atmosfera terrestre e per causare danni su scala almeno regionale nel caso di una collisione con la Terra. Ad oggi, sono 1421 quelli noti (queste le loro orbite aggiornate), ma gli asteroidi appartenenti a questa classe sono sicuramente molti di più. Una delle ultime stime disponibili è stata ottenuta proiettando i dati raccolti dal satellite WISE prima del 2011 (anno in cui è andato “in letargo”) e parlerebbe dell’esistenza di circa 4700 oggetti con diametro superiore ai 100 metri (leggi questo articolo di Media INAF).  Stime successive hanno ridimensionato questi numeri e, in attesa dei nuovi dati che verranno raccolti nei prossimi mesi da WISE, raccontano una storia diversa sui NEO ancora da scoprire (vedi l’immagine più in basso, tratta da questo articolo). Una cosa resta sicura: qualsiasi diagramma delle orbite dei PHA pubblicato ad oggi, rappresenta solo una parte di tutti gli asteroidi potenzialmente pericolosi esistenti. Una notizia che dovrebbe confortare tutti noi è che, per tutti i PHA oggi noti, le orbite sono state calcolate per un periodo di circa 100 anni e, dalle stime disponibili su questo lasso temporale, nessuno di loro impatterà il nostro pianeta. Questo, per quanto sia possibile monitorare  il comportamento di una moltitudine di oggetti in parte sconosciuti e con orbite che cambiano nel tempo, interagendo tra loro e sotto l’influenza gravitazionale dei pianeti. Per la sicurezza e la tranquillità di tutti noi, tutti questi dati e proiezioni vengono pubblicati e aggiornati in tempo reale. Per esempio in questa pagina del Minor Planet Center, dove compare una lista aggiornata dei prossimi avvicinamenti di asteroidi alla Terra, anche detti close approaches. Una lista dove in pole position, troneggia Apophis, il più noto PHA tra gli asteroidi potenzialmente pericolosi. Attualmente -ricordiamolo- non pericoloso.
di Livia Giacomini (INAF)

Le caratteristiche di Virgo A scoperta da Messier nel 1781

Virgo A (nota anche come M 87 o NGC 4486) è una galassia ellittica gigante visibile nella costellazione della Vergine; fu scoperta da Charles Messier nel 1781 e domina l’Ammasso della Vergine, essendo una delle galassie più grandi conosciute. La sua relativa vicinanza alla Terra ne fa uno degli obiettivi privilegiati per la ricerca astronomica, in particolare per lo studio dei fenomeni altamente energetici in opera nel suo nucleo, che ospita un buco nero supermassiccio (il buco nero M87) della massa di 6,6 miliardi di volte superiore a quella del Sole.
Osservazione
M87 si trova in una regione di cielo priva di stelle luminose, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; tuttavia si può individuare con una certa semplicità circa a metà via fra le stelle Denebola e Vindemiatrix. La galassia è anche alla portata di un binocolo di media potenza, come un 10×50, in cui si mostra, se il cielo è nitido e non inquinato, come una macchia molto debole e luminosa al centro; con telescopi di aperture comprese fra i 60mm e i 200mm il suo aspetto rimane lo stesso, mostrandosi come un oggetto dal nucleo molto piccolo e brillante e un alone molto esteso di colore biancastro che sfuma gradualmente nel fondo cielo.
M87 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri e da tutte le aree abitate della Terra, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e agosto.
Storia delle osservazioni
Charles Messier fu il primo ad osservare questa galassia, che la descrisse come una nebulosa tonda e senza stelle, con un centro molto piccolo e circondato da un alone debole ma esteso; la inserì nel suo catalogo col numero 87, paragonandola nella descrizione alle altre galassie M84 e M86; William Herschel la descrisse come una semplice nube molto luminosa, tonda e più brillante al centro.
Caratteristiche
M87 si trova nelle regioni più centrali dell’Ammasso della Vergine ed è probabilmente la galassia più estesa di questo ammasso di galassie. Nella banda della luce visibile è visibile solo come una macchia estesa e lattiginosa con un nucleo molto piccolo; tuttavia nel suo centro è presente una potente radiosorgente nota come Virgo A o 3C 274. La sua massa è pari ad almeno mille miliardi di masse solari. Nel 1919 è stata osservata nei pressi del suo nucleo una supernova che raggiunse la magnitudine 12,3.
Ammassi globulari
M87 possiede un numero molto alto di ammassi globulari, stimato tra 13.000 e 15.000 (per confronto, la Via Lattea possiede tra 150 e 200 ammassi globulari). È probabilmente il numero di ammassi globulari più alto conosciuto per una galassia. Il grande numero di ammassi ha aiutato gli astronomi a valutare la distanza della galassia (circa 60 milioni di anni luce), studiandone la distribuzione in luminosità.
Getto
Nel 1918 l’astronomo Heber Curtis del Lick Observatory scoprì un getto di materia emergente da M87, che descrisse come “uno strano raggio diritto”. Il getto si estende per almeno 5000 anni luce dal nucleo di M87 ed è composto da materia espulsa dalla galassia, molto probabilmente da un buco nero. L’ipotesi è stata rafforzata dalla scoperta di un disco di gas in rapida rotazione attorno al nucleo della galassia. Tale buco nero dovrebbe avere una massa di circa 3 miliardi di masse solari. M87 è inoltre sorgente di onde radio, raggi X e raggi gamma. La sua vicinanza l’ha resa una delle radiogalassie più studiate. Il getto che vediamo che si origina dal centro è solo la parte rivolta verso la nostra direzione di un doppio getto, la cui controparte è situata dall’altra parte della galassia ed è quindi invisibile a noi. Il getto è diviso da una decina di noduli, scoperti dall’Osservatorio di Monte Palomar, risolvibili a loro volta in strutture minori; la massima emissione del getto avviene nella lunghezza d’onda dell’ultravioletto, sebbene sia visibile anche in alcune immagini ad alta risoluzione presi nella banda della onde radio: ciò comporta che l’origine della radiazione UV sia la stessa di quella radio, ossia una emissione di sincrotone causata da elettroni che viaggiano a velocità prossime a quella della luce disposte su un campo di forza di un campo magnetico. Il Telescopio Spaziale Hubble ha trovato evidenze della presenza di un buco nero: nel suo centro è infatti presente una massa compresa fra due e tre miliardi di masse solari, compattate in un raggio di 60 anni luce.
In un’immagine ripresa dal Telescopio Hubble nel 1999 sembrano esserci le evidenze di un apparente moto superluminare del getto, stimabile fra quattro e sei volte la velocità della luce; si crede che il moto sia solo un effetto visivo della velocità relativistica del getto e non di una reale velocità superiore alla luce. Tuttavia questi rilievi sembrano supportare la teoria secondo la quale i quasar, gli oggetti BL Lacertae e le radiogalassie siano in realtà lo stesso tipo di oggetto, ossia galassie attive viste da prospettive differenti.
(vedi articolo “Getto di gas caldissimo dal buco nero super – massiccio al centro della galassia M87 del 23 agosto 2013)

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